FOTOMETRIA CON STELLA DI CONFRONTO 

Telescopi

Per fare fotometria, il telescopio da scegliere sarà uno che non presenti problemi di cromatismo : ottimi quindi tutti i telescopi a specchio nelle varie configurazioni, gli apocromatici pur essendo ormai qualitativamente migliorati molto negli ultimi anni, sono comunque da utilizzare solo con filtri di banda tipo V o in luce bianca ,ma con un filtro IR; questo perché lavorando con i ccd, avendo una enorme sensibilità su un larghissimo arco di frequenze, non è sicuro che anche il migliore apo riesca a concentrare tutte le frequenze sullo stesso punto. Per quello che riguarda il diametro, per esperienza personale posso dire che già con un 20cm. si ha la possibilità di seguire tutte le comete fino alla magnitudine 14, telescopi di diametro superiore, permettono di seguire facilmente comete fino alla 16^ o 18^.

CCD

Per prima cosa il ccd da scegliere dovrà essere non dotato di antiblooming, questo per poter essere sicuri che la sua risposta ai segnali luminosi, sia quanto più possibile lineare; ottimi sono quelli dotati di sensori Kaf 400, Kaf1600 o Kaf0261 tutti della serie E ( enchance ). Questo per la loro ottima risposta di frequenza e per la buona efficienza quantica. Per fare fotometria non c'è bisogno di usare pixel molto piccoli, anzi forse è preferibile lavorare in binning 2x2 o 3x3, così si otterranno due fattori positivi : un aumento della sensibilità del sensore ed un forte aumento della Full Well Capacity, questo ci assicurerà che il nostro sensore molto difficilmente riuscirà a saturarsi e quindi saremo più sicuri che lavorerà in un tratto lineare.

Sessione Osservativa

Prima di riprendere la cometa sul campo o in osservatorio è opportuno preparare adeguatamente la propria sessione osservativa. Per prima cosa è da valutare il moto proprio che avrà la cometa al momento della ripresa, questo per determinare il massimo tempo di posa ottenibile. Questi dovrà essere il massimo possibile compatibilmente con il moto proprio della stessa, con il periodismo della montatura e/o i sistemi d'inseguimento, per avere il migliore rapporto S/N. Per esempio se usiamo un ccd con un Kaf400E in binning 2x2 con un telescopio di 1400mm di focale, avremmo 2.65"/pixel; se la cometa ha un moto proprio di 1" al minuto, potremmo fare pose anche di 3 minuti senza avere un "mosso" apprezzabile. Viceversa se la cometa avrà un moto di 5" al minuto, sarà chiaro che il tempo massimo sarà di 30 sec. Per ottenere , comunque, un buon rapporto segnale rumore si dovranno fare più di una posa sola, questo per ridurre anche le probabili disuniformità di ripresa del nostro sensore.

L'uso di filtri sarebbe consigliato, se non addirittura opportuno, per poter ottenere misure più rigorose, ma per fare questo ci vogliono comete molto luminose o strumenti molto grandi ( diam.>400mm ), con strumenti amatoriali si può incominciare a pensare di utilizzare filtri di banda R o V, quando la cometa incomincia ad essere più luminosa o pari alla 8^ magnitudine; per i filtri interferenziali bisogna che la cometa sia anche più luminosa della 3^ magnitudine. Per tutte le altre comete, che sono poi la maggioranza, si può tranquillamente lavorare in luce bianca, senza filtri.

Sempre prima di uscire a fare le riprese è opportuno già scegliere quale stella di riferimento usare. Normalmente è consigliabile trovare la stessa nelle immediate vicinanze della cometa da riprendere o al massimo a 3° di distanza, questo per non avere troppe differenze di cielo tra la foto della cometa e quella della stella di riferimento. La scelta dovrà cadere tra quelle stelle di classe spettrale del tipo solare F o G, questo perché le comete riflettendo la luce solare hanno un "colore" simile alle stelle indicate. La luminosità delle stesse dovrà essere tale che anche facendo la posa più breve col nostro ccd non arriveremo a saturarlo.

Bene a questo punto possiamo andare a fare la nostra sessione osservativa. Quando si è sul "campo" si deve controllare che non ci siano, nel cielo, presenza di veli o nuvole; questi fenomeni atmosferici potrebbero falsare le riprese che andremo a fare.Una volta montato tutto, aspettiamo che il sensore ed il telescopio si acclimatino, quindi dopo avere messo a fuoco, puntiamo il nostro strumento verso la cometa. Individuata la stessa, riprenderemo un certo numero di pose, più grande sarà il numero di queste, migliore sarà il rapporto S/N che avremo alla fine; altrettanto faremo con la stella di riferimento, qui, però la posa non dovrà essere molto lunga, personalmente con stelle di 8^, ho visto che tempi di 0.2-0.4 sec. sono i migliori. Fatte queste riprese andremo a fare un certo numero di dark e di flat ( non meno di tre ) che poi andremo a mediare per ottenere dei "master-dark" e dei "master-flat". Una volta finita la sessione osservativa incomincia il lavoro al PC per poter ricavare dalle nostre immagini dei dati fotometrici.

Riduzione dei dati

Bene, a questo punto avremo un certo numero di immagini grezze della cometa, della stella di riferimento, i relativi dark ed i flat. Per incominciare dei dark fatti ne otterremo uno che sarà la media o meglio la mediana di tutti e lo nomineremo "master-dark"; dei flat fatti faremo la media così otterremo un flat che andremo a chiamare "master-flat".

A questo punto a tutte le immagini grezze della cometa le andremo a sottrarre il master-dark e divideremo per il master-flat, ottenendo un'immagine calibrata e pronta ai passi successivi.

Quindi allineeremo tutte le foto per ottenere una immagine che sarà la media di tutte le riprese fatte; l'allineamento sarà fatto sulla cometa, se questa è dotata di forte moto proprio, oppure su di una stella di campo. Alcuni programmi in commercio permettono tutte le fasi fin qui descritte molto facilmente : si mettono dentro una cartella tutte le immagini grezze, su di un'altra tutti i flat , su di un'altra ancora tutti i dark, quindi si seleziona la cometa o la stella di campo e dopo aver indicato di fare l'allineamento e la media delle immagini principali, con un semplice clic. il software fà tutto il nostro lavoro. Altrettanto faremo anche con le immagini della stella di riferimento.

A questo punto avremo un'immagine che sarà la media di tutte le riprese fatte dotata di un buon rapporto S/N. Quasi sempre all'interno della chioma avremo delle stelle di campo, utilizzando delle opportune utility che avremo sicuramente nel nostro software, andremo a togliere le stesse dall'immagine, questo per evitare che le stesse possano "inquinare" le misure che andremo a fare.Con il programma "Astroart" basta cliccare col pulsante destro ed attivare la finestra "modifica punti"; a questo punto si avrà un'immagine come quella riportata qui sotto dove si vede chiaramente la stella "intrusa" ed i valori tutt'intorno della chioma: Cercando il più possibile di "seguire" i valori della chioma, andremo a cambiare gli stessi su quelli della stella.

L'immagine risultante è quella riportata qui sotto, dove si può' notare che le stelle di campo sono state sottratte.

Quindi deciso quanto dovrà essere grande il riquadro che ci servirà per la misura di magnitudine ( grande abbastanza da inquadrare quanta più chioma possibile ) si andrà a leggere il valore in ADU che il sistema riporterà e che ci segneremo. ( per es. Vc= 4167289 )

Quindi con la stessa dimensione di riquadro, cercheremo nella nostra immagine diversi punti privi di stelle, in modo da determinare il valore della luminosità di fondo; trovati, ne faremo la media aritmetica. ( per esempio Vf=3383000 )

Il valore "puro" della misura della nostra cometa sarà la differenza dei due precedenti quindi Vc-Vf = VC ( es. 784.289 )

Lo stesso procedimento lo andremo a fare per la stella di riferimento, ottenendo, nel nostro esempio un valore VR = 65.557

A questo punto andremo a calcolare lo "scarto" di luminosità tra la cometa ed la stella : V1 =  2.5log( VR/VC ), nel nostro caso V1 = -2.69

Però le due riprese sono state fatte con due tempi di posa completamente diversi, per esempio la cometa Tc = 30 sec. mentre per la stella di riferimento Tr = 0.2 sec. Quindi bisogna "normalizzare" le due riprese : V2 = 2.5log( Tc/Tr ), nel nostro caso V2 = 5.44

Dai nostri software planetari andremo a vedere il valore di magnitudine nel V della nostra stella di riferimento, che nel caso in esempio essendo la SAO 158808 avremo VS = 6.34

A questo punto abbiamo tutti i dati necessari per ricavare la nostra misura che sarà risultante a : Mc = V1+V2+VS, nel nostro caso è Mc = 9.09 che potremo tranquillamente approssimare a Mc = 9.1, che sarà il valore di magnitudine da noi cercato.

Rolando Ligustri